| Barnard 68 | |||
|---|---|---|---|
| tumma sumu | |||
| Tutkimushistoria | |||
| avaaja | Edward Emerson Barnard | ||
| Havaintotiedot ( Epoch J2000.0 [1] ) |
|||
| oikea ylösnousemus | 17 h 22 m 38,2 s [1] | ||
| deklinaatio | −23° 49′ 34″ [1] | ||
| Etäisyys | 500 St. vuotta (153 kpl ) [2] | ||
| tähdistö | Ophiuchus | ||
| fyysiset ominaisuudet | |||
| Säde | 0,25 [2] St. vuoden | ||
|
|||
| Tietoja Wikidatasta ? | |||
| Mediatiedostot Wikimedia Commonsissa | |||
Barnard 68 on molekyylipilvi , tumma sumu tai Bokin pallo Ophiuchuksen tähdistössä . Se sijaitsee galaksissamme 500 valovuoden etäisyydellä Auringosta, kun taas yksikään tähti ei sijaitse meidän ja sumun välisellä näkölinjalla. Amerikkalainen tähtitieteilijä Edward Emerson Barnard lisäsi tämän esineen tummien sumujen luetteloonsa .vuonna 1919. Luettelo julkaistiin vuonna 1927, ja siinä oli tuolloin 350 esinettä. Koska sumu on läpinäkymätön, sen sisäpuoli on erittäin kylmä, ja sen lämpötila on noin 16 K (−257 °C). Sumun massa on noin kaksi kertaa Auringon massa, koon arvioidaan olevan puoli valovuotta [2] .
Huolimatta siitä, että se oli läpinäkymätön näkyvällä alueella, Cerro Paranalin VLT havaitsi noin 3 700 tähteä, joiden valon sumu peitti, joista noin 1 000 havaittiin infrapunassa [3] . Tarkat mittaukset valon absorptioasteesta sumun avulla mahdollistivat yksityiskohtaisen kartan pölyn jakautumisesta pilvessä [4] [5] . Herschelin avaruusobservatorion kaukoputkella tehdyt havainnot auttoivat määrittämään pölykomponentin jakautumisen ja sen lämpötilan [6] . Jos kaasupilvi ei tuhoudu ulkoisten voimien vaikutuksesta, pilven vakauden takaa tarkka painetasapaino, joka johtuu pilven lämpöominaisuuksista ja hiukkasten luomista vetovoimista (katso Jeansin epävakaus ja Bonnor-Ebert-massa ). Tämän seurauksena pilvi värähtelee tasapainotilan ympärillä kuin nestepallo, jota napsautetaan. Jotta tähti muodostuisi pilvestä, on välttämätöntä, että painovoima ylittää kaasun paineen voiman pitkään, samalla kun pilven romahtaminen ja lämpöydinfuusion tarvittavan lämpötilan ja paineen saavuttaminen on mahdollista. Tässä vaiheessa tähden verhokäyrän huomattavasti pienempi koko osoittaa uutta tasapainoa lisääntyneen vetovoiman ja säteilypaineen vaikutuksen välillä [7] .
Barnard 68:ssa on selkeät reunat, myös muut ominaisuudet viittaavat mahdolliseen romahdukseen, ja tähtien muodostuminen on mahdollista noin 200 000 vuoden kuluttua [8]